Nachweismethoden der DM

VL 13: Dunkle Materie, was ist das?

W d ’t k it We don’t know it, because we don’t see it!

WdB, C. Sander, V. Zhukov, A. Gladyshev, D. Kazakov, EGRET excess of diffuse Galactic Gamma Rays as

EGRET excess of diffuse Galactic Gamma Rays as

Nachweismethoden der DM

Gravitationslinsen Gravitationslinsen Rotationskurven

Indirekter Nachweis der DM

( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie)

Direkter Nachweis der DM D r t r Nachw s r DM

( Elastische Streuung an Kernen)

Gravitationslinsen

ART: Die Ausbreitung von ART: Die Ausbreitung von

Licht ändert sich

beim Durchgang durch

ein Gravitationsfeld

Gravitationslinsen

Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter

http://www.sciam.com/

August 22, 2006

Observations with bullet cluster:

•Chandra X-ray telescope shows distribution of hot gasy p g

•Hubble Space Telescope and others show distribution of dark matter from weak gravitational lensing

•Distributions are clearly different after collision->

dark matter is weakly interacting!

Discovery of DM in 1933 Zwicky, Fritz (1898-1974

C f h C Cl b

Center of the Coma Cluster by

Hubble space telescope ©Dubinski

Zwicky notes in 1933 that DM attracts

Zwicky notes in 1933 that

outlying galaxies in Coma cluster moving much faster than mass calculated for the visible

DM attracts galaxies with more force->

higher speed calculated for the visible

galaxies would indicate higher speed.

But still bound!

Do we have Dark Matter in our Galaxy?

Rotationcurve Solarsystem

rotation curve Milky Way

∝1/√r/√r

Estimate of DM density

/

DM density falls off like 1/r

for v=const.

Averaged DM density “1 WIMP/coffee cup”

(f 100 G V W MP) (for 100 GeV WIMP)

What is known about Dark Matter?

• 95% of the energy of the Universe is

From CMB + SN1a + surveys

95% of the energy of the Universe is non-baryonic

23% in the form of Cold Dark Matter

• Dark Matter enhanced in Galaxies and Clusters of Galaxies but DM widely distributed in halo->

DM must consist of weakly interacting and

If it is not dark It does not matter

massive particles -> WIMP’s

• Annihilation with <σv>=2.10^-26 cm³/s, if th l li

if thermal relic

DM h l fil f l DM halo profile of galaxy

Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz

v=ωr Milchstraße

mv

/r=GmM/r

Perseus Scutum Crux

Norma

v∝1/√r

Perseus

OrionSagittarius

Sun (8 kpc from center Cygnus

Fü E bl h l i k d S t i Virialsatz

• Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt

• Für N Galaxien also N(N 1)/2 Teilchenpaaren 0

2 E

+ E

=

• Für N Galaxien also N(N-1)/2 Teilchenpaaren

2 0 ) 1

( ²

2 − − =

r N m

G N v

m N

v r ² 2

Für N groß:

( ^{N − 1} ) ^{≈ N}

Erwarte also für ´Gas` gravitativ wechselwirkender Teilchen M ∝ r ! Ab d

M/ k t > fl t t

Aber dann v

∝M/r = konst -> flat rot. curve

Kandidaten der DM

†

?

Problem: max. 4% der Gesamtenergie

d U i i B h CMB d BBN

Probleme:

•Ω < 0 7% aus WMAP Daten

† ^?

des Univ. in Baryonen nach CMB und BBN.

Sichtbar nur 0.5%, d.h. 3.5% in obigen Kandidaten möglich. Rest der DM muss aus nicht-baryonischen Materie bestehen.

•Ω_ν < 0.7% aus WMAP Daten

kombiniert mit Dichtekorrelationen der Galaxien.

•Für kosmische Strings keine Vorhersagekraft.

•Abweichungen von Newtons

y •Abweichungen von Newtons

Gravitationsgesetz nicht plausibel.

•WIMPS ergeben nach Virialtheorem flache Rotationskurven.

In Supersymmetrie sind die WIMPS In Supersymmetrie sind die WIMPS Supersymmetrische Partner der CMB d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt).

Supersymmetrie

Symmetrie zwischen Fermionen ↔ Bosonen

(Materie) (Kraftteilchen)

Teilchenmassen 100 - 2000 GeV !

Thermische Geschichte der WIMPS

Thermal equilibrium abundance Actual abundance

T>>M: f+f->M+M; M+M->f+f T<M: M+M->f+f

T=M/22: M decoupled, stable density

( A ihil i E i

ensity

st, PR 1995

WMAP > Ωh²=0 113±0 009 >

(wenn Annihilationrate ^≅ Expansions- rate, i.e. Γ=<σv>nχ(x_fr) ≅ H(x_fr) !)

umber de

owski, Gries WMAP -> Ωh²=0.113±0.009 ->

<σv>=2.10^-26 cm³/s DM nimmt wieder zu in Galaxien:

moving n

nn,Kamionko

≈1 WIMP/Kaffeetasse ≈10⁵ <ρ>.

DMA (∝ρ²) fängt wieder an.

Annihilation in leichtere Teilchen wie T=M/22

Com

/T

Jungman Annihilation in leichtere Teilchen, wie

Quarks und Leptonen -> π0’s -> Gammas!

Einzige Annahme: WIMP = thermisches

x=m/T E g m W m

Relikt, d.h. im thermischen Bad des frühen Universums erzeugt.

DM Annihilation in Supersymmetrie

χ f χ f χ f

f~

A Z

χ χ χ

χ

f f f

χ ≈37 χ

χ χ

Z

Z W

W

χ^± χ⁰

gammas

χ W χ Z

Dominant

χ + χ ⇒ A ⇒ b bbar quark pair B-Fragmentation bekannt!

Daher Spektren der Positronen, Gammas und Antiprotonen bekannt!

Galaxie = Super B-Fabrik mit Rate 10⁴⁰ x B-Fabrik

Annihilationswirkungsquerschnitt in SUSY

χ f χ f χ f

f~

A Z

χ χ χ

χ

f f f

χ χ

χ χ

Z

Z W

W

χ^± χ⁰

χ W χ Z

Egret: WIMP 50-100 GeV

WMAP: <σv>=2 10^-26 cm³/s Spin ½ Teilchen leicht(0.1 TeV)⇒ Spin 0 Teilchen schwer (TeV) WMAP: <σv>=2.10 ²⁶ cm³/s Spin 0 Teilchen schwer (TeV)

Dunkle Materie, was ist das?

• Was wissen wir über Dunkle Materie?

massive Teilchen

From CMB + SN1a massive Teilchen

23% der Energie des Universums

schwache Wechselwirkung mit Materie Annihilation mit <σv>=2.10m ^-26 cmm³/s

• Annihilation in Quarkpaare ->

Überschuss in galaktischen Gammastrahlen Tatsächlich beobachtet (EGRET Satellit)

• WIMP Masse 50-100 GeV aus Spektrum

• Verteilung der Dunklen Materie

• Data konsistent mit Supersymmetrie

• Data konsistent mit Supersymmetrie

Probleme die durch DM Annihilation gelöst werden

R t ti k

Astronomie

Rotationskurve

Ringförmiger Struktur von Sternen bei 14 kpc Ringförmiger Struktur

W t ff b i

Astroteilchenphysik

Kosmische Strahlung von Wasserstoff bei 4 kpc

Kosmologie 23%DM, Hubble Annihilation

Kosmische Strahlung (Gammastrahlen)

Kosmologie Annihilation

Strukturformation

Spektren der Gamma- strahlung für Untergrund und DMA

Teilchenphysik

Big Bang

und DMA

Woher erwartet man Untergrund?

Quarks fromWIMPS

Q k Quarks in protons

Background from nuclear interactions (mainly p+p-> π0 + X -> γ + X inverse Compton scattering (e-+ γ -> e- + γ)

Bremsstrahlung (e- + N -> e- + γ + N)

Untergrund + DM Annihilation beschreiben Daten

Background + DMA signal describe EGRET data!

50 GeV

70 WIMPS IC

MPS 0

Brems

π

π

Brems IC

Blue: background uncertainty Blue: WIMP mass uncertainty s . s .

Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen

A: inner Galaxy B: outer disc C: outer Galaxy

D: low latitude E: intermediate lat F: galactic poles

Total χ² for all regions :28/36 ⇒ Prob.= 0.8 Excess above background > 10σ.

D: low latitude E: intermediate lat. F: galactic poles

A: inner Galaxy (l=y ±30⁰, |b|<5⁰) D: low latitude (10-20⁰⁾

B: Galactic plane avoiding A E: intermediate lat. (20-60⁰)

Fits für 180 statt 6 Regionen

180 i

180 regions:

8⁰ in longitude ⇒ 45 bins

4 bins in latitude ⇒ 0⁰<|b|<5⁰ 5⁰<|b|<10⁰ 5 |b| 10 10⁰<|b|<20⁰ 20⁰<|b|<90⁰

⇒4x45 180 bin 4x45=180 bins

bulge

disk sun

Verteilung der DM

z xy

Expected Profile

v

M/r cons

Observed Profile

xy

x y

2002 Newberg et al Ibata et al xy

v

∝ M/r=cons.

ρ∝ (M/r)/r and

xy

Rotation Curve

2002,Newberg et al. Ibata et al, Crane et al. Yanny et al.

x

ρ∝ 1/r

for const.

rotation

xz

disk

xz

rotation

curve

Divergent for r=0?

xz

Inner Ring bulge

1/r² profile and rings determined fr m inde

NFW r=0? ∝ 1/r

Isotherm const.

Inner Ring

determined from inde-

Rotationskurve der Milchstrasse

Honma & Sofue (97)

Schneider &Terzian (83)( ) Brand & Blitz(93)

Wie sehen Rotationskurven anderer Galaxien aus?

S f & H

Sofue & Honma

Woher kommen die Ringe der DM?

Einfall einer Zwerggalaxie in Gravitationspotential einer Galaxie:

Einfall einer Zwerggalaxie in Gravitationspotential einer Galaxie:

elliptischer Bahn präzessiert!

Gezeitenkräfte ∝ Gradient der Gravitationskraft ∝ 1/r³ ! Gezeitenkräfte ∝ Gradient der Gravitationskraft ∝ 1/r ! Daher wird Zwerggalaxie seine Materie zum größten Teil am Perizentrum verlieren -> ringförmige Strukturen von Gas, Sternen und Dunkler Materie. Dies wurde tatsächlich Gas, Sternen und Dunkler Materie.

Apocenter

Dies wurde tatsächlich beobachtet bei 14 kpc:

1)Wasserstoffring längst bekannt 2) Ring alter, kaum sichtbarer Sterne entdeckt mit Sloan Digital Sky Survey in 2003 (10⁹ My!)

Pericenter

Sky Survey in 2003 (10 M !) 3) Verstärkte Gamma Strahlung bei 14 kpc schon in 1997,

D di S k d DMA

Dass dies Spektrum der DMA entspricht, erst jetzt!

The local group of galaxies

The Milky Way and its 13 satellite galaxies

Canis Major

Tidal force ∆F 1/r³ Tidal force ∝ ∆F_G ∝ 1/r³

Tidal streams of dark matter from CM and Sgt

CM Sun

Sgt

F D d L C l h

From David Law, Caltech

Artistic view of Canis Major Dwarf just below Galactic disc

Canis Major Dwarf orbits from N-body simulations to fit visible ring of stars at 13 and 18 kpc

Movie from Nicolas Martin, Rodrigo Ibata

http://astro.u-strasbg.fr/images_ri/canm-e.html Canis Major leaves at 13 kpc tidal stream of

Tidal disruption of Sagittarius

Sagittarius dwarf observed by Hubble Space Telescope

(NASA )

Movie from Kathryn Johnston (Wesleyan University ) http://astsun.astro.virginia.edu/~mfs4n/sgr/

N-body simulation from Canis-Major dwarf galaxy

rs R=13 kpc,φ=-20⁰,ε=0.8

ved star

prograde d

Observ

Canis Major (b=-15⁰)

prograde retrograde

Conclusion

Comparing gamma rays above and below Galactic disk is excellent way to search for tidal streams,

since systematic errors cancel and foreground from since systematic errors cancel and foreground from diffuse part of halo should be the same

Result: one finds a clear correlation between excess of diffuse gamma rays and KNOWN positions

of tidal streams of two nearest satellite galaxies of tidal streams of two nearest satellite galaxies

Summary: all proposed indirect searches see signal:y p p g galactic centre

galactic poles

galactic anticentre

nearest satellite galactic streams

Gas flaring in the Milky Way

P M W Kalberla, L Dedes, J Kerp and U Haud, http://arxiv.org/abs/0704.3925

no ring

with ring

Inner Ring coincides with ring of dust and H₂ ->

gravitational potential well!

H₂

Enhancement of inner (outer) ring over 1/r² profile 6 (8).

M i i 0 3 (3)% f t t l DM

4 kpc coincides with ring of neutral hydrogen molecules!

H+H->H₂ in presence of dust->

Mass in rings 0.3 (3)% of total DM ² p f

grav. potential well at 4-5 kpc.

Direct Detection of WIMPs

WIMPs elastically scatter off nuclei => nuclear recoils Measure recoil energy spectrum in target

χ ⁰

Spin independent ∝ N b f l i² Number of nuclei²

(coherent scattering on all nuclei!)

χ ⁰

Direct Dark Matter Detection

CRESST ROSEBUD CUORICINO

CRESST II ROSEBUD CDMSEDELWEISS

Phonons

HDMS DAMA

GENIUS E_R

ZEPLIN I UKDM NaI LIBRA

XENON GENIUS

IGEXMAJORANA DRIFT (TPC)

Ionization Scintillation

XENON

ZEPLIN II,III,IV

Large spread of technologies:

varies the systematic errors, important if positive signal!

All t h i h ll i j ti f f t f

L. Baudis, CAPP2003

All techniques have equally aggressive projections for future performance But different methods for improving sensitivity

DM-Suche mit Tieftemperatur-Kalorimetern/CDMS

Schnelle (großflächige) Auslese

Sid von Phononen

oder

GeEinkristall

Array von Array von

Phasenübergangs- Thermometern

Direct DM detection in solid state crystals

reduced charge collection from surface events

=> add amorphous Ge-layer

0 0.5 1 1.5

0 50 100 150 200

Ionisation/Recoil Ratio

Recoil Energy (keV)

γ band

nuclear recoil band GGA1 ⁶⁰Co Calibration 2002 PRELIMINARY

EDELWEISS

hi h b d

0 0.5 1 1.5

0 50 100 150 200

Ionisation/Recoil Ratio

Recoil Energy (keV)

γ band

nuclear recoil band GGA1 ⁶⁰Co Calibration 2002 PRELIMINARY

EDELWEISS

higher bandgap of amorphous surface layer repels charges

0 0.5 1 1.5

0 50 100 150 200

Ionisation/Recoil Ratio

Recoil Energy (keV)

γ band

nuclear recoil band GGA1 ⁶⁰Co Calibration 2002 PRELIMINARY

EDELWEISS

improved collection

charges recombine in electrodes

0 0.5 1 1.5

0 50 100 150 200

Ionisation/Recoil Ratio

Recoil Energy (keV)

γ band

nuclear recoil band GGA1 ⁶⁰Co Calibration 2002 PRELIMINARY

EDELWEISS

charges recombine in electrodes

=> charges get lost

Annihilation cross sections in m

-m

plane (μ > 0, A

=0)

bb t t

10^-24 Annihilation cross sections can

be calculated,if masses are

EGRET WMAP

be calculated,if masses are known (couplings as in SM).

Assume not only gauge coupling Unification at GUT scale, but

ττ WW

also mass unification, i.e. all

Spin 0 (spin 1/2) particles have masses m0 (m1/2).

ττ WW

For WMAP x-section of

<σv>≅2.10^-26 cm³/s one needs For small LSP mass (m1/2 ≈ For small LSP mass (m1/2 ≈

175 GeV) large values of (m0 ≈ 1-2 Tev) (and large tan β ≈ 50)

mSUGRA: common masses m0 and m1/2 for spin 0 and spin ½ particle

Cross sections for Direct DM detection

EGRET?

EGRET?

Annual Modulation as unique signature

Annual modulation: σ ∝ v, so signal in June larger than

in December due to motion of earth around sun (5-9% effect)

galactic center

Dec.

June

v₀ Sun 230 km/s Dec.

101 103 105

75 100 125

WIMP Signal

97

±2% 99 25

50

Background WIMP Signal

L. Baudis, CA

0 95

-0.5 -0.1 0.3 0.7 1.1 1.5

DAMA/NaI 1 to 7: Riv.N.Cim 26 n.1. (2003) 1-73

Schael, EPS2003

( 0) 0

cos with t =152.5, T=1.00 y A⋅ ⎡⎣ω t−t ⎤⎦

• DAMA NaI-1 to 4: 58k kg.day

• DAMA NaI 5 to 7: 50k kg day

• DAMA NaI-5 to 7: 50k kg.day

• Full substitution of electronics and DAQ in 2000

The data favor the presence of a modulated signal with the

proper features at the 6.3 σ C.L.

Running conditions stable at level < 1%

EGRET Überschuss kann:

Zusammenfassung

EGRET Überschuss kann:

1) Haloprofil bestimmen

2) damit äussere Rotationskurve erklären.

(hier gibt es kaum baryonische Materie) 3) WIMP Masse bestimmen (50-100 GeV) 4) Statistische Signifikanz > 10 σ!

4) Statistische Signifikanz 10 σ!

Rekonstruktion der Rotationskurve aus GAMMA Daten->

EGRET Überschuss = Tracer der Dunklen Materie!

Resultat praktisch modellunabhängig, denn nur bekannte spektrale Formen des Signals und Untergrundes benutzt, k i d ll bhä i Fl b h !

keine modellabhängige Flussberechnungen!

Modelle OHNE DM können nicht Spektren in ALLEN

Richtungen gut bestimmen und liefern keine Erklärung für

Richtungen gut bestimmen und liefern keine Erklärung für

Zukunft

Ist die gefundene WIMP Masse konsistent mit SUPERSYMMETRIE?

Ant t: J nn di S k nd Sl pt n n im B i h Antwort: Ja, wenn die Squarks and Sleptonen im Bereich

1-2 TeV liegen. Der WIMP hat dann

Eigenschaften ähnlich eines Spin ½ Photons, d.h.

LHC Experimente werden ab 2008 klären ob dies stimmt LHC Experimente werden ab 2008 klären ob dies stimmt.

Clustering of DM -> boosts annihilation rate

Annihilation ∝ SQUARE of DM density

Clumps with M_min -> dominant contribution -> MANY clumps in given direction > same

Clustersize: ≈ Solarsystem?

M_min ≅ 10^-8 -10^-6 Mסּ?

Steeply falling mass spectrum. given direction -> same boostfactor in all directions

p y g p

Boost factor ∼ <ρ²>/<ρ>² ∼ 20-2000